Meteoryty - skały z kosmosu /3.12.2003 - 30.03.2004/

WYSTAWA
MUZEUM WYDZIAŁU GEOLOGII UNIWERSYTETU WARSZAWSKIEGO
autorstwa Andrzeja Pelca

Wstęp.

Z nieba spadają kamienie, większe lub mniejsze. Najczęściej powodują one zjawiska meteorów, szczególnie w sierpniowe noce. Ludzie mówią wtedy o spadaniu gwiazd. W rzeczywistości spadają okruchy lodu lub kamyki wyparowując całkowicie w atmosferze. Rzadziej widzimy kule ogniste, czyli bolidy, po których lądują na Ziemi bryły skalne lub żelazne nazywane meteorytami. Jeśli jest ich wiele. Noszą one nazwę deszczu meteorytów. Ilość materii kosmicznej, która rocznie dociera do Ziemi, ocenia się na 400 tys. ton do kilku milionów ton. Tylko znikoma część dociera w postaci meteorytów. Nieliczne spadki są obserwowane i znajdowane. Większość ginie w otchłani oceanów. Największa ilość meteorytów znajdowana jest w lodach Antarktydy i Grenlandii (na lodzie znajdowane są łatwiejsze do zauważenia).
Wielkość znalezionych meteorytów jest bardzo zróżnicowana, waha się od ułamka grama do 60 ton (meteoryt Hoba). Najmniejsze, mikronowych rozmiarów drobiny nazywane są pyłem kosmicznym. Zauważa się go w składach różnego wieku, tylko w specjalistycznych badaniach. Na pewno do Ziemi dotarły jeszcze większe meteoryty, niż te które znaleziono. Świadczą o tym pozostałe po nich kratery. Największy z nich sprzed 65 milionów lat ma średnicę 180 – 300 km (krater Chicxulub, Jukatan, Meksyk).
Badania meteorytów sięgają pierwszej połowy XIX w. Zastosowanie mikroskopii polaryzacyjnej i analizy chemicznej w drugiej połowie XIX w. W badaniach meteorytów doprowadziło do ich dokładniejszego poznania i umożliwiło wprowadzenie pierwszych prób ich systematyki. Jest to ważna dziedzina wiedzy. Daje nam wgląd w materię kosmiczną. Badania spektroskopowe Słońca i planet mówią nam o ich składzie chemicznym, a niewiele o związkach chemicznych. Natomiast meteoryty dostarczają nam materiału rzeczywistego. Loty kosmiczne automatycznych sond, czy też lądowanie człowieka na Księżycu zintensyfikowały te badania.
Odkrycie związków organicznych w meteorycie Murchison (Australia, stan Victoria – spadek wrzesień 1969 r.) było bodźcem do nowych badań i spekulacji.
Także dzięki badaniom meteorytów można było opracować najbardziej prawdopodobny model budowy Ziemi, bo przecież nie mamy możliwości zajrzenia w jej wnętrze i pobrania stąd próbek.

Pochodzenie meteorytów. 

Meteoryty są fragmentami skał uformowanych na innych ciałach Układu Słonecznego. Przeważająca ich większość pochodzi z planetoid krążących między orbitami Marsa i Jowisza. Potwierdzają to zarówno obliczone orbity, po których poruszały się niektóre meteoryty przed zderzeniem z Ziemią, jak i analiza widma światła odbitego od większych planetoid. Dotychczas nie udało się jednak przypisać poszczególnych meteorytów do konkretnych planetoid. Jedynym wyjątkiem jest planetoida Westa, z której pochodzą howardryty, eukryty i diogenity łączone przez wielu autorów w jedną grupę oznaczoną symbolem HED.
Dwie niezbyt liczne grupy achondrytów pochodzą z Marsa i z Księżyca. Wyodrębnione zostały dopiero w ostatnich kilkunastu latach dzięki danym dostarczonym przez wyprawy na Księżyc i sondy wysłane na Marsa. Do meteorytów marsjańskich zaliczane są shergottyty, nakhlity i chassignity, nazywane tak od miejscowości, w których spadły pierwsze meteoryty tego typu, oraz jeden achondryt anomalny. Meteoryty księżycowe nie są przez większość autorów wyodrębniane jako grupa i zaliczane są do achondrytów anomalnych.
Ze względu na pochodzenie można podzielić meteoryty na dwie podstawowe grupy:
1. meteoryty pochodzące z planetek, które nie uległy przetopieniu i dyferencjacji
2. meteoryty z planetek i planet, które zostały całkowicie stopione i rozwarstwiły się na skorupę płaszcz i jądro.
Do pierwszej grupy zaliczane są chondryty. Grupa ta jest szczególnie interesująca dla uczonych, ponieważ w tych meteorytach zachowały się minerały, z których formowały się planety i księżyce. Wiek chondrytów jest utożsamiany z wiekiem Układu Słonecznego.
Do drugiej grupy zaliczane są achondryty, pochodzące ze skorup i płaszczy rozbitych planetek oraz Westy, Marsa i Księżyca, meteoryty żelazno - kamienne z warstw pośrednich między płaszczem i jądrem i meteoryty żelazne będące fragmentami jąder rozbitych planetek. Istnieje jednak spora grupa meteorytów, które trudno umieścić w tym schematycznym podziale, np. meteoryty żelazne typu IA pochodzące nie z jąder, lecz raczej z lokalnych kieszeni topnienia, czy mezosyderyty, których pochodzenie w ogóle trudno jednoznacznie określić.
Dodatkową trudność przy określaniu pochodzenia meteorytów i przy ich klasyfikowaniu sprawia fakt, że są one w różny sposób wyselekcjonowane. Ku Ziemi kierowane są bryły skalne tylko z niektórych rejonów pasa planetoid. Znaczna ich część po zderzeniu z naszą planetą ginie w oceanach i na trudno dostępnych terenach. Łatwiej znajdowane są meteoryty żelazne i żelazno – kamienne niż kamienne, a z tych ostatnich łatwiej chondryty niż achondryty.
Z zestawienia sporządzonego na podstawie katalogu meteorytów wydanego w 1985 roku przez British Museum wynika, że na Ziemię spada 86,6% chondrytów, 7,6% achondrytów, 4,6% meteorytów żelaznych i tylko 1,2 % żelazno – kamiennych. Dotyczy to sytuacji, gdy meteoryty spadały przy świadkach i zostały znalezione zaraz po spadnięciu. Jeśli natomiast weźmiemy pod uwagę znaleziska, czyli bryły, którym udało się spaść bez świadków, a po latach zostały przypadkowo znalezione i rozpoznane, to wśród nich jest 56,6% chondrytów, 40,0% meteorytów żelaznych, 3,7% żelazno – kamiennych i tylko 3,7% achondrytów. Z połączenia tych danych wynika, że w zbiorach przeważają chondryty i meteoryty żelazne. Są one najliczniej reprezentowane także na naszej wystawie.

Klasyfikacja meteorytów

Dobry system klasyfikowania meteorytów powinien pomóc naukowcom odkryć powiązania pomiędzy różnymi okazami i ułatwić zbudowanie jaśniejszego obrazu narodzin i ewolucji Układu Słonecznego, którego meteoryty są istotną częścią. Powinien także ułatwić kustoszom kolekcji muzealnych i kolekcjonerom amatorom uporządkowanie posiadanych zbiorów. Dotychczas jednak nie udało się stworzyć systemu klasyfikacji, z którego byliby zadowoleni naukowcy i kolekcjonerzy. Największe rozbieżności dotyczą meteorytów żelaznych.
System używany obecnie przez większość badaczy i kolekcjonerów meteorytów wywodzi się od klasyfikacji zaproponowanej w 1863 roku przez Gustava Rose’a. Podzielił on meteoryty na dwie główne klasy – meteoryty żelazne i kamienne, oraz wprowadził szereg powszechnie dziś używanych nazw takich jak pallasyty, mezosyderyty, chondryty, howardyty, eukryty. Jemu też zawdzięczamy nazwy meteorytowych minerałów, takie jak troilit czy schreiberyt, oraz określenie „linie Neumanna”.
Klasyfikację Rose’a rozwinął w latach 1872 – 1884 Gustav Tschermak. Zawdzięczamy mu takie nazwy jak diogenity, syderofir, ataksyty, amfoteryty. Wykorzystał on też wygląd figur Widmanstättena, zwłaszcza szerokość pasków kamacytu, do podziału oktaedrów na cztery grupy. Ponadto odwrócił kolejność klasyfikacji rozpoczynając od eukrytów, a kończąc na meteorytach czysto żelaznych.
Pomiędzy rokiem 1885, a 1904 Aristides Berezina rozwinął klasyfikację Rose’a – Tschermaka tworząc bardzo drobiazgowy system klasyfikacyjny. Chondryty zostały podzielone na 32 grupy, zależnie od koloru, tekstury, mineralogii i składu chemicznego, a oktaedryty na jedenaście strukturalnie różnych grup. Był on pierwszym, który użył określenia achondryt i zdefiniował szerokość belek na figurach Widmanstättena. Istotnego uściślenia, a zarazem uproszczenia systemu Rose’a – Tschermaka – Bereziny dokonano dopiero w drugiej połowie obecnego stulecia dzięki rozwojowi technik analitycznych.
Używana obecnie klasyfikacja meteorytów jest zbliżona do tej, którą podaje Philip Bagnall w swej książce „Meteorite & Tektite Collectors Handbook”. Różnice wynikają głównie stąd, że jedni autorzy wyodrębniają grupy reprezentowane przez jeden czy kilka meteorytów, zwłaszcza gdy uzasadnia to tradycja, a inni zaliczają te meteoryty do anomalnych. Na naszej wystawie preferujemy klasyfikację chemiczną ze względu na wynikające z niej sugestie dotyczące ciał macierzystych meteorytów żelaznych. Meteoryty kamienne dzielimy na dwie grupy:chondryty i achondryty.

Meteoryty żelazne są fragmentami skał złożonych głównie z kamacytu i taenitu krystalizujących bardzo powoli we wnętrzach planetoid. Zawierają domieszki takich minerałów jak troilit, schreiberyst, grafit, czasem cohenit, pirokseny i oliwiny. Ze względu na strukturę krystaliczną podzielono je na heksaedryty, oktaedryty i ataksyty. W 1967 roku John T. Wasson i Jerome Kimberlin opublikowali system klasyfikowania meteorytów żelaznych, oparty na zawartości czterech pierwiastków: galu, germanu, irydu i niklu. Na tej podstawie wyodrębniono cztery grupy oznaczone rzymskimi cyframi, a w nich podgrupy oznaczone literami. Ten system klasyfikacji pozwala na wyciąganie wniosków na temat ciał macierzystych meteorytów żelaznych, ale słabo pokrywa się z tradycyjnym systemem klasyfikacji opartym na strukturze. W praktyce więc podaje się dla meteorytów żelaznych zarówno klasyfikację opartą na strukturze, jak i chemiczną. Głównymi składnikami meteorytów żelaznych jest kamacyt i taenit, a z pobocznych i akcesorycznych – schreiberyst, troilit, cohenit i grafit.

Meteoryty żelazno–kamienne: Ten typ meteorytów charakteryzuje się w przybliżeniu równymi ilościami składników metalicznych i krzemianowych. Stanowią one ogniwo pośrednie pomiędzy meteorytami kamiennymi i żelaznymi. Zbudowane są głównie z kamacytu, taenitu, oliwinu, bronzytu. Podrzędnymi minerałami są plagiaklazy, troilit, schreiberyst oraz trydymit. Ten ostatni jest wskaźnikiem ciśnienia. Jego obecność świadczy o tym, że meteoryt nie był pod ciśnieniem większym niż 300 Mpa.

Meteoryty kamienne – chondryty: Pierwotnie podstawową cechą decydującą o zaliczeniu meteorytu do chondrytów była obecność chondr - milimetrowej wielkości, kulistych ziarenek składających się z oliwinów i piroksenów. Przeciętna średnica wynosi 1 mm. Są to kuliste lub elipsoidalne agregaty zbudowane z piroksenów, oliwinów, a niekiedy ze szkliwa. Chondry piroksenowe są przeważnie zbudowane z piroksenów o pręcikowym lub tabliczkowym wykształceniu ułożonych ekscentrycznie. Chondry oliwinowe to agregaty ziarn, płytek, sporadycznie pręcików oliwinu ułożonych ekscentrycznie – promieniście. Chondry osadzone są w drobnoziarnistym cieście skalnym składającym się z okruchów oliwinów i piroksenów oraz troilitu i metalicznego żelaza z niklem. W chondrytach węglistych ciasto skalne tworzą ponadto minerały warstwowe, grafit i magnetyt. Niektóre łatwo kruszą się, szczególnie te o niskich typach petrologicznych. W 1967 roku Van Schmus i Wood zaproponowali petrologiczno - chemiczną klasyfikację chondrytów dzieląc je na 6 typów petrologicznych i 5 grup chemicznych. Ich system jest obecnie powszechnie akceptowany, a jego dodatkową zaletą jest możliwość skróconego zapisu przy klasyfikacji chondrytów.

Meteoryty kamienne – achondryty: Achondryty charakteryzują się brakiem chondr i prawie wcale nie zawierają żelaza metalicznego. Ze wszystkich meteorytów są one najbardziej podobne do skał ziemskich. Ze względu na zawartość wapnia wyróżniamy achondryty bogate i ubogie w ten pierwiastek. Głównymi minerałami achondrytów wapniowych są plagioklazy i pirokseny wapniowe, które przypominają bazalty księżycowe, a w ubogich w wapń głównymi minerałami są pirokseny i oliwin.

METEORYTY Z POLSKI

Meteoryt białostocki
Białystok, Polska 530 6’ N 230 12’ E

„Dnia 23 września 1827 roku (w piątek) między godziną 9 a 10 rano, gdy po większej części mieszkańcy wsi Fastów zajęci byli wybieraniem warzywa w ogrodach, dała się słyszeć wielka eksplozja w powietrzu wcale rozpogodzonym i naraz wiele innych powtórzonych jakby wystrzałów karabinowych, co zwróciło uwagę obecnych na ogrodach i w różnych miejscach na polu pracujących ludzi, po czym nastąpił świst połączony z dźwiękiem ciał szybko spadających i silne uderzenia w kilku miejscach w ziemię. Zjawisko to zatrwożyło na czas niejaki wszystkich ludzi, ale po przejściu strachu, kiedy jeden z nich odważył się zbliżyć do miejsca spadku i podjął kamień czarny i ukazał skupionemu ludowi, ten ośmielony rozbiegł się na inne przez podniesiony pył zanotowane miejsca i poznachodził podobne kamienie. Za świadectwem ledwo nie całej wsi mieszkańców, spadło wiele innych kamieni na błota i rzekę Supraśl pod samą wsią płynącą.
Postać zewnętrzna mniej więcej kulista, powierzchnia nierówna, czarna, lśniącą się lawą pokryta, masa wewnętrzna popielata, mocno przepalona, krucha, wejrzenie pumeksu zbitego mająca, kryształami oliwinów i chlorytu przecięta, odłam drobno ziarnisty, nierówny, ciężkość gatunkowa mierna.” - tak opisał spadek meteorytów Jan Wolski - nauczyciel z Białegostoku.
Meteoryt białostocki jest zaliczany do howardytów (2,2 % spadków), które są scementowanym gruzem skalnym z powierzchni planetoidy Westa, zawierającym okruchy eukrytów i diogenitów, a czasem też okruchy innych meteorytów, które spadły na Westę.
W zbiorach (Berlin, Stany Zjednoczone) zachowały się tylko fragmenty czterech meteorytów ważących w sumie około 4 kilogramów. Jedyny okaz znajdujący się w Polsce (o wadze tylko 3,7 grama) przechowywany jest w Muzeum Ziemi Polskiej Akademii Nauk w Warszawie.

Meteoryt pułtuski

Z meteorytów wymienionych, które w ogromnej większości przypadków należą do pospolitego typu chondrytów (bronzyt, oliwin, żelazo), najlepiej poznanemi i najdokładniej opisanemi oraz najczęściej w zbiorach naszych napotykanemi są kamienie pułtuskie. Spadły one w postaci deszczu kamiennego na przestrzeni, zajmującej około 20 km2, na PnW od Pułtuska, na polach wsi Obryte, Ciołków, Gostków, Rowy (na lewym brzegu Narwi), oraz wsi Sielec na brzegu prawym, które to wsie leżą w jednym pasie, ciągnącym się z PdZ na PnW. Ponieważ zjawisko, będące w mowie, od-bywało się o godz. 7 wieczorem, widziano przeto wielką kulę ognistą, mknącą z PnW na PdZ i niby łuna olbrzymiego pożaru, oświetlającą przebiegane padoły. Niezwykły ten fenomen świetlny był podziwiany na ogromnej przestrzeni od Dorpatu, Kowna i Grodna, aż do Krakowa, Wiednia i Pragi. Nad Warszawą przeleciało światło zielonawoniebieskie tak mocne, że przerażeni tą nieoczekiwaną iluminacyą mieszkańcy wylegli tłumnie na ulice miasta. Najgęściej usiane kamieniami zostały brzegi Narwi i pokrywająca ją powłoka lodowa, pomiędzy Gostkowem a Sielcem (odległość pojedynczych kamieni 20 – 30 metrów). Rzecz godna uwagi, że wielkość kamieni zwiększała się stopniowo od PdZ ku PnW, czyli że kamienie największe spadły najwcześniej, a mianowicie w Rzewni, odległej o 3 km od Sielca. Waga pojedynczych meteorytów wynosiła tu 4 do 7 kg, gdy w Sielcu wahała się od 1-2 kg do 1-6 kg, w Gostkowie – od 400 do 800 gr, w Ciołkowie równała się około 200 gr, wreszcie w Obrytem, najbardziej ku PdZ wysuniętem, tylko około 100 gr i mniej. Ilość odnalezionych kamieni podają na 400 sztuk. Cyfra ta bynajmniej nie wyraża liczebności całego roju kamiennego, którego część znaczna zatonęła na łąkach wsi Sokołowa i Sielca, zalanych wówczas wodą, a także w Narwi. Waga ogólna kamieni zebranych równa się 500 do 600 kilogramów.
Meteoryt pułtuski jest chondrytem na przełamie szarym, ziarnistym, o c. wł. 3.7185, skorupie szklistej czarno-brunatnej, 0.5 mm grubej. Żelazo niklowe nie jest w nim rozrzucone bezładnie, lecz skupia się szeregami w pewnych płaszczyznach. Skład chemiczny wyrażają cyfry następujące: żelaza niklowego (ze ślad. P, Co) 24.8, siarku żelaza (troilitu) 5.3, chromitu 1.0, krzemianów rozp. w HCl (przew. oliwinu) 32.4, krzem. nierozp. (przew. bronzytu) 36.5. Oprócz tego znaleziono anortyt w chondrach, ślady węgla bezpostaciowego i chloru, a także gazów: H, CO2, CO, N, CH4 i trochę H2O (porówn. Notice sur la meteorite tombée le 30 Janvier 1868 aux eu-virons de la ville de Pułtusk, publiée par la Hante École de Varsovie. Wülfing, Meteoriten in Sammlungen, 1897).

Tak opisuje spadek i stan wiedzy o meteorycie pułtuskim J. Mroziewicz w uzupełnieniach do swojego tłumaczenia podręcznika G. Tschermaka „Podręcznik mineralogii” Warszawa 1900 r.

Wypada uzupełnić, że nastąpiła pomyłka. Autor odwrócił kierunek lotu bolidu. Dzisiaj na temat meteorytu pułtuskiego wiemy znacznie więcej. Ocenia się, że spadło około 70000 meteorytów na obszarze 127 km2. J. Samsonowicz 1952 r. ocenił całkowitą masę na 8862 kg. Inni autorzy podają wartość 2 ton. Szacuje się, że w zbiorach znajduje się około 300 kg. Największy znaleziony okaz waży 9096 g. Natomiast przeważająca wielkość to kilkugramowe okazy, tak zwany „groch pułtuski”.

Meteoryt Morasko
Polska, 52o 28’, 16o54’ E

W 1914 r. podczas budowy umocnień wojskowych w Morasku na głębokości ok. pół metra znaleziono meteoryt żelazny o wadze 77,5 kg. Kolejne okazy, w tym jeden 80 kg, znaleziono podobno w roku 1936, ale nie wiadomo, co się z nimi stało. W latach 50-tych starania Jerzego Pokrzywnickiego doprowadziły do znalezienia dalszych okazów, w tym ważących 78 kg i 18 kg. W ostatnich latach znaleziono jeszcze okazy ważące ok. 70 kg, 60 kg, 48 kg, 40 kg, 28 kg i liczne mniejsze. Meteoryty są znajdowane w pobliżu kraterów o średnicach do kilkudziesięciu metrów.
Według Buchwalda struktura znalezionych okazów wskazuje, że był to spadek kraterotwórczy. W 1995 r. meteoryt Morasko sklasyfikowano jako typ IIICD.

Struktura meteorytu Morasko